i estel | enciclopèdia.cat

OBRES

OBRES

Divulgació científica
Estadístiques

Gran enciclopèdia catalana

estel

estrella, estrella (es), star (en)
substantiu masculím
Astronomia i astronàutica
estrella, estrella (es), star (en)
Representació de 39 dels 50 estels més pròxims al Sol, amb el tipus espectral corresponent (si l’estel és doble o triple, el tipus espectral és el del component A)
© Fototeca.cat
astronomia astr
Qualsevol dels astres que brillen al firmament amb llum pròpia.

Els estels no lluen tots amb la mateixa intensitat; numèricament hom diu que els estels més brillants tenen una magnitud aparent de +1, i els menys brillants observables a ull nu, una de +6. Hom reserva la magnitud 0 per a uns pocs estels excepcionalment brillants, i les magnituds negatives, per als planetes més pròxims a la Terra. L’energia rebuda d’un estel de primera magnitud és 100 vegades més gran que la rebuda d’un estel de sisena magnitud. A partir d’això hom defineix l’escala de magnituds de tal manera, que, quan dos estels difereixen en una unitat de magnitud, les corresponents energies rebudes difereixen en un factor

anomenat raó de Pogson.. L’objecte de més gran magnitud aparent és el Sol, que té una magnitud de —26,74, i els astres de magnitud més petita que poden ésser vists amb els telescopis més potents disponibles actualment pertanyen a la magnitud 23. Tots aquests valors, però, no indiquen res respecte a la veritable brillantor dels estels. Per a conèixer-ne la brillantor intrínseca cal tenir en compte llur distància a la Terra.

Quan hom coneix la brillantor veritable d’un estel, en pot definir la magnitud absoluta com la magnitud aparent que tindria si l’astre fos a una distància de 10 parsecs. En alguns casos, per a determinar la distància d’un estel hom pot emprar procediments de triangulació similars als emprats en topografia. Concretament, l’eix major de l’òrbita de la Terra és la distància que hom pren com a base, i l’angle que cal mesurar és donat pel desplaçament angular que presenta l’estel entre les dues posicions extremes de la Terra a la seva òrbita. Aquest angle rep el nom de paral·laxi. Atès l’allunyament de tots els estels, aquest angle mai no arriba a valer un segon d’arc i, per tant, calen mesures molt precises per a determinar-lo. Així, no fou fins el 1838 que Bessel aconseguí de mesurar-lo per a l’estel 61-Cygni. El mateix any fou mesurada la paral·laxi de l’estel més pròxim a la Terra, Proxima Centauri, que val 0,762’. Han estat determinades les paral·laxis d’uns 5.000 estels suficientment pròxims per a poder-hi aplicar el mètode trigonomètric. Actualment hom disposa de mètodes indirectes, molt més complexos, que permeten de determinar la distància d’aquells estels dels quals hom no pot obtenir la paral·laxi trigonomètricament. Al segle XVIII Halley comprovà que Arcturus i Sírius eren lluny de les posicions assenyalades per Ptolemeu a l'Almagest i suposà que això era causat pel fet que aquests estels es movien per l’espai.

Tots els estels tenen un cert moviment, anomenat moviment propi (moviment), el qual només es manifesta en els estels més pròxims a la Terra. L’astre de més gran moviment propi és l’estel de Barnard, que té un moviment aparent de 10,3’ per any, és a dir, 1° cada 349 anys. Per a conèixer el valor real en km/s del moviment propi d’un estel cal conèixer el valor de la distància a què es troba. Per observació telescòpica només es manifesta la component del moviment perpendicular de la línia visual que uneix l’observador amb l’estel, però no el moviment d’allunyament o d’aproximació que té lloc en la mateixa direcció de la visual. Aquesta component, anomenada moviment radial de l’estel (moviment), pot ésser manifestada mitjançant l’estudi de les desviacions causades per l’efecte Doppler que es presenten a les ratlles dels espectres estel·lars. Hom ha determinat els moviments radials de molts estels, i tots oscil·len entre 0 i 400 km/s (la majoria són entre els 10 i els 40 km/h). El moviment real d’un estel a l’espai és obtingut sumant el vector que representa el moviment propi amb el del moviment radial.

Les dimensions dels estels no poden ésser determinades d’una manera directa, però hi ha diversos mètodes indirectes, basats en l’aplicació de les lleis dels cossos radiants o en mesures efectuades amb els interferòmetres, i, en el cas dels estels que formen part d’un sistema doble eclipsant, a partir de la durada dels intervals de disminució de la brillantor del sistema, en funció de l’òrbita relativa i de les velocitats reals dels estels.

Un altre problema està en la determinació de la massa dels estels, puix que només pot ésser determinada directament la massa d’un estel que en tingui un altre girant al seu voltant. Sortosament hi ha molts sistemes binaris, i per això hom ha pogut determinar força masses estel·lars. En el cas d’estels extremament densos, com els nans blancs, també en pot ésser mesurada la massa a partir dels efectes que aquesta densitat anormalment alta produeix en els espectres corresponents. Aquest procediment, però, ha pogut ésser aplicat solament en un nombre molt petit d’estels. Estudiant les masses conegudes d’una sèrie d’estels dels quals hom també coneixia la magnitud absoluta, el 1924 Arthur Eddington trobà la relació massa-lluminositat, segons la qual la brillantor d’un estel augmenta regularment quan n'augmenta la massa. Aquesta dependència és tal, que la brillantor intrínseca d’un estel de la seqüència principal és proporcional a la tercera potència de la massa.

Mitjançant el mètode espectrogràfic, analitzant amb un espectroscopi la llum dels estels recollida per un telescopi, hom ha pogut determinar la composició química dels estels i, en molts casos, les condicions físiques a les regions superficials de la matèria que els constitueix, com ara la pressió, la temperatura, els moviments de matèria, els camps magnètics, etc. La comparació d’una quantitat gran d’espectres de distints estels ha portat a dividir-los en classes o tipus espectrals, els quals són representats per les lletres O, B, A, F, G, K, i M, i cadascuna d’aquestes classes ha estat subdividida en deu subclasses numerades del 0 al 9. A aquesta classificació, anomenada classificació de Draper o de Harvard, hom afegí tres classes representades amb les lletres R, N i S. Al principi hom cregué que aquesta diversitat d’espectres indicava una diferència real en la composició química dels estels. El 1922 l’astrofísic hindú Meghnad Saha demostrà que la seqüència dels espectres estel·lars podia ésser interpretada en funció de diferències de composició. Així, les distintes temperatures que hi ha a les superfícies dels estels fan que hi sigui diferent l’estat físic del àtoms, en particular llur ionització, i que segons els casos sigui possible o no la unió d’alguns àtoms per a formar molècules. Aquestes diferències en el grau d’ionització i en la presència o l’absència de determinades molècules són les que es reflecteixen principalment en la seqüència dels espectres estel·lars.

L’origen de l’energia estel·lar no fou conegut fins que hom descobrí la possibilitat práctica de les reaccions nuclears i comprovà la gran quantitat d’energia que aquestes alliberaven com a resultat de la transformació de matèria en energia. A partir del valor de l’energia radiada per un estel i de la temperatura de les seves regions interiors, hom arribà a la conclusió que, per a tots els estels situats a la seqüència principal, com el Sol i per a alguns altres encara pròxims a l’esmentada seqüència, les reaccions nuclears productores d’energia consisteixen essencialment en la transformació de quatre nuclis d’hidrogen, és a dir, protons, en un nucli d’heli. Aquesta transformació pot tenir lloc per dos camins principals: les reaccions del cicle protó-protó o les reaccions del cicle del carboni o cicle de Bethe. El primer cicle parteix de sis protons i dóna lloc a un nucli d’heli i dos protons. El segon cicle parteix de quatre protons i necessita un nucli de carboni com a catalitzador; al final s’origina un nucli d’heli i resta novament el nucli de carboni disponible per a altres reaccions. Les primeres reaccions predominen a l’interior dels estels de temperatura igual o superior a la del Sol, mentre que les del segon tipus predominen en els estels de temperatura superior. Per als astres situats lluny de la seqüència principal, per exemple els gegants i els supergegants, la font d’energia més important són les reaccions que transformen l’heli en elements més pesants, principalment carboni.

Generalment hom suposa que la primera fase en la formació dels estels consisteix en la contracció gravitacional d’un gran volum de matèria interestel·lar que conté gas, principalment hidrogen i pols. Si la massa total que hi intervé és gran, la turbulència fa que dins aquesta mateixa massa es formin condensacions secundàries, amb la qual cosa s’originarà un sistema múltiple o àdhuc un cúmul d’estels. Tant si la massa inicial dóna lloc a una sola condensació com a més d’una, la contracció fa que pugi la temperatura de cadascuna d’aquestes condensacions, les quals reben el nom de protostels. Pel fet d’estar a una certa temperatura, cada protostel radia una certa energia a l’exterior, d’acord amb la llei de la radiació de Planck. Aquesta energia s’emet gairebé íntegrament a la regió infraroja de l’espectre, i és inobservable des de la Terra, tant per la seva dèbil intensitat com per l’absorció a la qual és sotmesa abans d’arribar-hi. Durant aquest estadi l’emissió d’energia té lloc a expenses de l’energia gravitacional, és a dir, que, per a compensar l’energia que perd, el protostel s’ha d’anar contraient cada vegada més. Tanmateix, la contracció fa que també en vagi augmentant la temperatura, fins que a 10 milions de kelvins es comencen a produir a l’interior dels estels en formació les reaccions nuclears alliberadores d’energia. En aquest estadi es produeix una situació d’equilibri en la qual l’energia emesa per l’estel és compensada per la produïda per les reaccions nuclears que tenen lloc al seu interior, i l’atracció gravitatòria cap al centre és equilibrada exactament per la pressió cinètica del gas extremament calent de què és compost l’estel. Quan aquesta situació d’equilibri aconsegueix d’establir-se, l’estel se situa —en el diagrama de Hertzsprung-Russell— en un punt de la seqüència principal, el qual depèn de la seva massa inicial d’acord amb la llei de la massa-lluminositat.

La durada d’equilibri també depèn de la massa inicial de l’estel, més curta com més gran és la massa, puix que en aquest darrer cas l’estel consumeix el seu combustible a un ritme més ràpid. En els estels com el Sol, l’equilibri pot durar alguns milers de milions d’anys. La situació d’equilibri acaba quan l’estel ha consumit el 10% del seu hidrogen inicial i tot el seu nucli central s’ha transformat en heli. En aquesta situació les reaccions nuclears comencen a tenir lloc a les regions que envolten el nucli dels estels, mentre que aquests deixen de produir energia i, per tant, es tornen a contreure per efecte de la gravitació. Aquesta contracció de les parts més centrals de l’estel va acompanyada simultàniament d’una expansió de les altres regions, causada per la influència de la radiació que es produeix a les regions intermèdies. Alhora disminueix la temperatura superficial de l’estel i com a conseqüència es va desplaçant en el diagrama H-R des de la seqüència principal cap a les regions superiors de la part dreta del diagrama, és a dir, la regió dels estels supergegants. Abans d’arribar-hi es produeix la transformació del gas del nucli en un gas degenerat, i com a conseqüència el nucli torna a estar en equilibri isotèrmic durant un cert temps. Després es torna a contreure i, per tant, torna a augmentar la seva temperatura fins que arriba a un valor de 100 milions de kelvins. Establerta aquesta situació, comença la transformació de l’heli en elements més pesants i, per tant, el nucli de l’estel torna a produir energia. A partir d’aquest punt la temperatura superficial de l’estel torna a augmentar, mentre que les seves dimensions disminueixen, per causes encara no ben conegudes. Això significa que l’estel es desplaça en el diagrama H-R cap a les regions de l’esquerra, seguint un camí lleugerament inclinat cap avall. Al mig d’aquesta trajectòria hi ha una regió en què els astres corresponents presenten variacions periòdiques en llur lluminositat, sense que hom hagi pogut determinar clarament les causes d’aquesta inestabilitat (estel variable).

L’estat final al qual arriba un estel en acabar la seva vida depèn de la massa inicial de l’astre. Quan l’estel té una massa inferior a un valor que és aproximadament d’1,4 vegades la massa solar, arriba d’una manera gradual i sense transformacions brusques a convertir-se en un astre de dimensions reduïdes, aproximadament d’un centèsim de les dimensions solars, però d’una elevadíssima densitat, que pot arribar a ésser d’unes 100 000 vegades la densitat de l’aigua. Un estel d’aquest tipus rep el nom de nan blanc, i es va refredant d’una manera gradual, fins que es converteix en un astre fosc, amb la mateixa temperatura que les regions de l’espai interestel·lar, és a dir, quasi el zero absolut. Al contrari, si la massa és superior al valor esmentat, l’astre passa per una situació d’inestabilitat explosiva. En aquesta situació l’estel expulsa cap a l’espai la major part de la seva massa i irradia unes quantitats immenses d’energia (supernova), del mateix ordre que les que irradia tota una galàxia.

Col·laboració: 
JMVH

Llegir més...